Galaxy

A galaxis ( más görög γᾰλαξίας  "Tejút" [1] az ógörög γάλα , γάλακτος  " tej " szóból) csillagok , csillaghalmazok , csillagközi gáz , por , bolygók gravitációsan kötött rendszere . A galaxis összes objektuma részt vesz a közös tömegközépponthoz viszonyított mozgásban [2] [3] [4] .

Minden galaxis (a miénk kivételével ) rendkívül távoli csillagászati ​​objektum . Közülük a legközelebbi távolságot megaparszekekben , a távolabbiakat pedig z vöröseltolódás  egységeiben mérik  . A legtávolabbi ismert galaxis 2022-ben a CEERS-93316 . Csak négy galaxis látható az égen szabad szemmel : az Androméda galaxis (látható az északi féltekén), a Nagy és Kis Magellán-felhő (látható délen; ezek galaxisunk műholdai) és az M33 galaxis a Földön. csillagkép Triangulum (az északi féltekéről, a kivilágítatlan égbolton) [5] .

Az Univerzum megfigyelhető részén található galaxisok teljes száma még nem ismert pontosan. Az 1990-es években a Hubble Űrteleszkóp megfigyelései alapján úgy vélték, hogy összesen körülbelül 100 milliárd galaxis létezik [6] . 2016-ban ezt a becslést felülvizsgálták, és a galaxisok számát két billióra növelték [7] . 2021-ben a New Horizons űrszonda által szerzett új adatok szerint a galaxisok számának becslése ismét csökkent, és mára már csak néhány százmilliárd [8] .

Az űrben a galaxisok egyenetlenül oszlanak el: egy területen a közeli galaxisok egész csoportja található , vagy egyetlen egy sem (az úgynevezett üregek ).

A 20. század elejéig nem lehetett képet készíteni a galaxisokról egészen az egyes csillagokig. Az 1990-es évek elejére legfeljebb 30 galaxis létezett, amelyekben egyes csillagokat lehetett látni, és mindegyik a Helyi Csoport részét képezte . A Hubble Űrteleszkóp felbocsátása és a 10 méteres földi teleszkópok üzembe helyezése után a feloldott galaxisok száma drámaian megnőtt.

A galaxisok nagyon változatosak: vannak köztük gömb alakú elliptikus galaxisok , korongspirálgalaxisok , sávos galaxisok , lencsés galaxisok , törpe galaxisok , szabálytalanok stb . Ha számértékekről beszélünk, akkor például tömegük a törpegalaxisok (például Segue 2 ) 0,5 ⋅ 10 6 naptömegétől a szuperóriás galaxisok (például IC 1101 ) 2,5 ⋅ 10 15 naptömegig terjed . , Tejútrendszerünk tömege 2⋅10 11 naptömeg.

A galaxisok átmérője 5-250 kiloparszek [9] ( 16-800 ezer fényév ), összehasonlításképpen galaxisunk átmérője körülbelül 30 kiloparszek (100 ezer fényév). A legnagyobb ismert (2021-es állapotú) galaxis, az IC 1101 átmérője több mint 600 kiloparszek [10] .

A galaxisok szerkezetének egyik megoldatlan problémája a sötét anyag , amely csak gravitációs kölcsönhatásban nyilvánul meg. A galaxis össztömegének akár 90%-a is lehet, vagy teljesen hiányozhat, mint egyes törpegalaxisokban [11] .

Etimológia

A "galaxis" szó ( más görög γαλαξίας ) Galaxisunk görög nevéből származik ( a κύκλος γαλαξίας jelentése "tejszerű gyűrű" - az éjszakai égbolton megfigyelt jelenség leírásaként) [12] . Amikor a csillagászok felvetették, hogy a különböző spirális ködöknek gondolt égi objektumok hatalmas csillaggyűjtemények lehetnek, ezek az objektumok „sziget-univerzumok” vagy „csillagszigetek” néven váltak ismertté. De később, amikor kiderült, hogy ezek az objektumok hasonlóak a mi galaxisunkhoz, mindkét kifejezést megszűnt használni, és a „galaxis” kifejezés váltotta fel.

Észrevételek

A galaxisok legfontosabb integrális jellemzői [9] (az extrém értékeket kihagyjuk):

Paraméter Fő mérési módszer Érték intervallum A Tejútrendszer hozzávetőleges értéke
Átmérő D 25 Fotometria 5-50 kpc 30 kpc
A lemez radiális skálája R 0 Fotometria 1-7 kpc 3 kpc
A csillagkorong vastagsága Éles lemezek fotometriája 0,3-1 kpc 0,7 kpc
Fényesség Fotometria 10 7 —10 11 L ☉ 5⋅10 10L ☉ _
Súly M 25 a D 25 -ön belül Gázok és/vagy csillagok sebességének mérése Doppler-effektus segítségével 10 7 —10 12 M ☉ 2⋅10 11M ☉ _
A gáz relatív tömege M gáz /M 25 a D 25 -ön belül Semleges és molekuláris hidrogénvonalak intenzitásának mérése 0,1-30% 2%
A galaxisok külső régióinak V forgási sebessége Gázok és/vagy csillagok sebességének mérése Doppler-effektus segítségével 50-300 km/s 220 km/s (a Nap közelében)
A galaxisok külső régióinak forgási periódusa Gázok és/vagy csillagok sebességének mérése Doppler-effektus segítségével 10 8 —10 9 év 2⋅10 8 év (a Nap közelében)
A központi fekete lyuk tömege Csillagok és gázok sebességének mérése a mag közelében; empirikus függés a csillagok központi diszperziójától 3⋅10 5 —3⋅10 9 M ☉ 4⋅106 millió ☉ _ _

Távolság

A megfigyelő és a galaxis közötti távolság mint fizikai jellemző nem szerepel a galaxissal végbemenő folyamatokban. A galaxis távolságával kapcsolatos információk iránti igény akkor merül fel, ha: kevéssé vizsgált események, például gamma-kitörések azonosítása ; az Univerzum egészének tanulmányozása, maguknak a galaxisoknak az evolúciójának tanulmányozása, a galaxisok tömegének és méretének meghatározása stb.

Minden többé-kevésbé modellfüggetlen módszer a galaxis távolságának meghatározására két típusra osztható: mérés a galaxis belsejében lévő objektummal, amelynek távolsága elhanyagolhatóan kis mértékben tér el magától a galaxis távolságától, és vöröseltolódás.

Az első módszer a fotometriás módszer, az úgynevezett standard gyertyák felhasználásával , amelyek fényerejét ismertnek tekintjük. Ezután a távolság a következő képlettel számítható ki:

,

ahol m  a látszólagos magnitúdó , M  az abszolút magnitúdó és R  a távolság parszekben. Jelenleg ilyen szabványos gyertyákat használnak [13] :

A második módszer a Hubble empirikus törvényen alapul, és jobban függ a választott modelltől, mint az előző.

,

ahol H 0  a Hubble-állandó . Ha a ma már széles körben elterjedt ΛCDM modellt vesszük (ugyanaz a Hubble-állandó), akkor z~10-nél jelentős eltérés lesz, ami lehetővé teszi, hogy viszonylag modellfüggetlennek minősítsük.

Számos erősen modellfüggő módszer is létezik [13] :

A galaxisok fő megfigyelhető alkotóelemei

A galaxisok fő megfigyelhető alkotórészei a következők: [14] :

  1. Különböző tömegű és korú normál csillagok, amelyek egy része halmazokban található .
  2. Kifejlődött csillagok kompakt maradványai.
  3. Hideg gáz és por környezet.
  4. A legritkább forró gáz 10 5 - 10 6  K hőmérséklettel .

A szomszédos galaxisokban kettős csillagokat nem figyelnek meg, de a Nap közeléből ítélve elég sok több csillagnak kell lennie. A gáz-por közeg és a csillagok atomokból állnak , ezek összességét a galaxis barion anyagának nevezik. A nem-barion tömeg magában foglalja a sötét anyag tömegét és a fekete lyukak tömegét [14] .

Galaxisok forgási sebessége

A galaxis forgási sebessége a galaxis különböző összetevőinek középpontja körüli forgási sebességére utal. Ez a sebesség a különböző folyamatok során elért teljes sebesség. Egy galaxis forgási sebességét meg kell különböztetni a V c körsebességtől , amely csak a gravitációs erőnek köszönhető , és definíció szerint egyenlő a vonzási erő hatására körben mozgó test szükséges sebességével. a központba. A forgási sebességet általános esetben is a csillagközi gáz P radiális nyomásgradiense határozza meg.

Itt Φ  a gravitációs potenciál és ρ g  a gáz sűrűsége.

A galaxis különböző összetevőinél a forgási sebességet eltérően becsülik. Gáz esetében az emissziós vonalak Doppler-eltolása alapján. Csillagoknál a csillagok abszorpciós vonalainak Doppler-eltolása alapján. A forgási sebesség megszerzésének séma a következő.

A megfigyelésekből közvetlenül kapott sebesség a galaxis egésze sebességének és a belső mozgás sebességének az összege. Általában a galaxis egészének sebességét (V 0 ) a központi régió sebességével azonosítják. A távoli galaxisok esetében ez a sebesség az Univerzum Hubble-tágulásának köszönhető, a saját sebesség elhanyagolható.

A galaxis egészének mozgási sebességének figyelembe vétele után kapott sebesség a látóvonal menti sebesség (V r ), és a galaxis adott távolságon belüli forgási sebességének kiszámításához a szükséges a vetítési hatások figyelembevételéhez. Ehhez ismerni kell a galaxis tengelyének az i látóvonalhoz viszonyított dőlésszögét, valamint a galaxis nagytengelye és a galaxis középpontján átmenő egyenes közötti φ szöget . megfigyelt pont. Így ahhoz, hogy V r -ből V φ -be jussunk , öt paramétert kell ismerni: a galaxis sebességét V 0 , i és φ szögeket , a galaxis középpontjának két koordinátáját (a kép bármely pontjához viszonyítva).

Ha a galaxis tengelyszimmetrikusnak tűnik, akkor a probléma leegyszerűsödik, mivel a középpont tájolási szögei és helyzete kiszámítható a korong fényesség-eloszlásából. És ha a spektrográf rést a főtengelye mentén helyezzük el, akkor a következőket kapjuk:

,

ahol l  a távolság a galaxis középpontjától a rés mentén. A galaxis mozgásáról azonban a legteljesebb információt a sebességmező elemzése biztosítja - a sugárirányú sebesség mérési sorozata a galaxis korongjának nagy számú pontjára. A sebességmező meghatározásához kétdimenziós spektroszkópiát használnak . Általában többcsatornás vevőt vagy Fabry-Perot interferométert használnak . A gázok rádiós megfigyelései a HI vonalakban szintén lehetővé teszik a galaxis sebességeloszlásának kétdimenziós képét [15] .

2018 márciusában a Nemzetközi Rádiócsillagászati ​​Kutatóközpont (ICRAR) csillagászai megállapították, hogy méretétől és típusától függetlenül minden galaxis azonos sebességgel forog, és 1 milliárd földi év alatt tesz meg egy fordulatot a tengelye körül [16] [17 ] ] .

Tömeg és méret

A galaxisoknak nincsenek egyértelmű határai. Lehetetlen pontosan megmondani, hol végződik a galaxis és hol kezdődik az intergalaktikus tér . Például, ha egy galaxis azonos méretű az optikai tartományban, akkor a csillagközi gáz rádiós megfigyelései alapján meghatározott galaxis sugara több tízszer nagyobb is lehet. A galaxis mért tömege a méretétől is függ. Általában egy galaxis méretén a 25. magnitúdójú izofóta fotometriai méretét értjük négyzetívmásodpercenként a B szűrőben . Ennek a méretnek a szabványos jelölése D 25 [18] .

A koronggalaxisok tömegét egy bizonyos modellen belüli forgási görbe alapján becsüljük meg. Az optimális galaxismodell kiválasztása mind a forgási görbe alakján, mind a galaxis szerkezetére vonatkozó általános elképzeléseken alapul. Az elliptikus galaxisok tömegének durva becsléséhez ismerni kell a csillagsebességek középponttól való távolságától és a sugárirányú sűrűségeloszlástól függő szórását [19] .

A hideg gáz tömegét egy galaxisban a H I egyenes intenzitása határozza meg. Ha a galaxisból vagy annak bármely részéből származó sugárzási fluxus regisztrált sűrűsége F ν , akkor a megfelelő tömeg egyenlő:

,

ahol D  a távolság megaparszekokban, a fluxus jan-ban van kifejezve .

A molekuláris gáz tömegének becslése nagyon nehéz, mivel a leggyakoribb H 2 molekula spektrumában nincsenek hideg gázban gerjesztett vonalak. Ezért a kiindulási adatok a CO molekula spektrumvonalainak intenzitásai ( I CO ). A CO kibocsátási intenzitása és tömege közötti arányossági együttható a gáz fémességétől függ. A legnagyobb bizonytalanságot azonban a felhő alacsony átlátszósága okozza, ami miatt a belső területek által kibocsátott fény nagy részét maga a felhő nyeli el, így a megfigyelő csak a felhők felszínéről kap fényt [ 20] .

A galaxis spektruma

A galaxisok spektruma az összes alkotó objektum sugárzásából áll. Egy átlagos galaxis spektrumának két lokális maximuma van. A fő sugárzási forrás a csillagok, legtöbbjük maximális sugárzási intenzitása az optikai tartományba esik (az első maximum). Általában sok por van egy galaxisban, amely elnyeli a sugárzást az optikai tartományban, és újra kisugározza azt az infravörösben . Ezért a második maximum az infravörös tartományban van. Ha az optikai tartományban lévő fényerőt egységnek vesszük, akkor a következő összefüggés figyelhető meg a források és a sugárzás típusai között [21] :

Hatótávolság Relatív fényerő Fő sugárforrások
Gamma 10 −4 Egyes galaxisok aktív magjai ; egyetlen rövid sugárzást kibocsátó források (neutroncsillagok, fekete lyukak)
röntgen 10 −3 —10 −4 Közeli bináris rendszerek akkréciós lemezei ; forró gáz; aktív magok
Optikai egy Különböző hőmérsékletű csillagok; körkörös porkorongok a közeli infravörös tartományban; gáz emissziós sugárzása a H II régiókban UV-től IR-ig.
messze IR 0,5-2 csillagközi por, amelyet csillagfény melegít; egyes galaxisokban aktív atommagok és por a csillagkeletkezéssel borított körkörös korongokban
Rádió 10 −2 —10 −4 Relativisztikus elektronok szinkrotronsugárzása a galaktikus korongból vagy az aktív galaktikus magból; szupernóva-maradványok, a H II régiók hősugárzása , a HI emissziós rádióvonalai és különböző csillagközi gázmolekulák

A sötét halo probléma

Ha a galaxisok teljes tömegét csillagok zárják be, akkor a tömeg-fényesség arány ismeretében, és feltételezve, hogy az nem sokat változik a sugárral, a csillagpopuláció fényességéből megbecsülhető a galaxis anyagsűrűsége. A széléhez közelebb a galaxis elsötétül, ami azt jelenti, hogy csökken a csillagok átlagos sűrűsége, és ezzel együtt a csillagok forgási sebességének is csökkennie kell. A galaxisok megfigyelt forgási görbéi azonban merőben más képet mutatnak: egy ponttól kezdve a csillagok forgási sebessége rendellenesen magas a tömeg-fényesség függésből kapott sűrűséghez képest.

A csillagok nagy sebessége a korong széle közelében azzal magyarázható, hogy feltételezzük, hogy a galaxis középpontjától nagy távolságra a tömegé a főszerep, amely kizárólag gravitációs kölcsönhatáson keresztül nyilvánul meg. Önállóan arra a következtetésre juthatunk, hogy rejtett tömegről van szó, ha a teljes tömeget a csillagkorong stabilitásának feltétele alapján becsüljük meg. A tömeges galaxisok műholdjainak sebességének mérései arra utalnak, hogy a sötét haló mérete többszöröse a galaxis optikai átmérőjének.

A hatalmas, sötét fényudvarok jelenlétét minden típusú galaxisban találták, de a világítóanyaghoz képest eltérő arányban [22] .

Morfológia

Az atommag  egy rendkívül kis terület a galaxis közepén. Amikor a galaxisok magjairól van szó, leggyakrabban aktív galaktikus magokról beszélnek, ahol a folyamatok nem magyarázhatók a bennük koncentrálódó csillagok tulajdonságaival.

A korong  egy viszonylag vékony réteg, amelyben a galaxis legtöbb objektuma koncentrálódik. Egy gáz- és porkorongra és egy csillagkorongra van felosztva.

A poláris gyűrű  ritka alkatrész. Klasszikus esetben egy poláris gyűrűs galaxisnak két, egymásra merőleges síkban forgó korongja van. Ezeknek a korongoknak a középpontja a klasszikus esetben egybeesik. A poláris gyűrűk kialakulásának oka nem teljesen világos [23] .

A szferoid komponens  a csillagok gömbi eloszlása.

A  dudor a gömb alakú komponens legfényesebb  belső része.

A halo  a külső szferoid komponens; a dudor és a halo közötti határ elmosódott és meglehetősen önkényes.

A spirálág (spirálkar)  csillagközi gázok és többnyire fiatal csillagok tömörödése spirál formájában. Valószínűleg különböző okok által okozott sűrűséghullámokról van szó, de eredetük kérdése még nem tisztázott véglegesen.

Bar (jumper)  - úgy néz ki, mint egy sűrű, hosszúkás képződmény, amely csillagokból és csillagközi gázból áll. A számítások szerint a csillagközi gáz fő szállítója a galaxis központjában. Azonban szinte minden elméleti konstrukció azon alapul, hogy a lemez vastagsága sokkal kisebb, mint a méretei, vagyis a lemez lapos, és szinte minden modell egyszerűsített kétdimenziós modell, nagyon kevés számítás létezik háromdimenziós lemezmodellek. És az ismert irodalomban egyetlen háromdimenziós számítás létezik egy rúddal és gázzal rendelkező galaxisról [24] . A számítás szerzője szerint a gáz nem jut be a galaxis középpontjába, hanem elég messzire eljut.

A legfontosabb alkotóelemek a gáz- és porkorong, a csillagkorong és a gömbkomponens. A galaxisoknak négy fő típusa van [25] :

  1. Az elliptikus galaxisok ( E ) olyan galaxisok, amelyeknek nincs lemezkomponense, vagy alacsony a kontrasztja. Az összes többi galaxis koronggalaxis.
  2. A spirálgalaxisok ( S ) spirálkarú galaxisok. Néha az ágak gyűrűkké degenerálódhatnak.
  3. A lencsés galaxisok ( S0 ) olyan galaxisok, amelyek szerkezetükben nem különböznek a spirálgalaxisoktól, kivéve az egyértelmű spirálmintázat hiányát. Ez a csillagközi gáz alacsony tartalmával, és ebből adódóan a csillagkeletkezés alacsony sebességével magyarázható.
  4. Szabálytalan galaxisok ( Irr ) – szabálytalan rongyos szerkezet jellemzi őket. Általában sok csillagközi gázt tartalmaznak, a galaxis tömegének legfeljebb 50% -át.
A főbb galaxistípusok jellemzőinek táblázata
E S0 S Irr
gömb alakú komponens az egész galaxist Van Van Nagyon gyenge
csillagkorong Nincs vagy gyenge Van Fő komponens Fő komponens
Gáz- és portárcsa Nem Nincs vagy nagyon ritka Van Van
spirális ágak Egyik sem, vagy csak a mag közelében Semmi vagy enyhe Van Nem
Aktív magok Találkozik Találkozik Találkozik Nem
A galaxisok teljes számának százalékos aránya húsz % húsz % 55% 5 %

A galaxisok alfajok szerinti, kicsit részletesebb Hubble-osztályozása sok esetben nagyon kényelmesnek bizonyul. Az összes galaxist lefedő Hubble-osztály (vagy Hubble-hangvilla) a vizuálisan észlelt szerkezetükön alapul. És ha elég pontosan írja le az elliptikus alakzatokat, akkor ugyanazt a spirálgalaxist többféleképpen lehet osztályozni.

2003-ban Michael Drinkwater , a Queenslandi Egyetem kutatója felfedezett egy új típusú galaxist, amelyet az ultrakompakt törpegalaxisok közé soroltak [26] .

Galaxisok nagy léptékű társulásai

A galaxisokról készült képek azt mutatják, hogy kevés az igazán magányos galaxis (az úgynevezett terepi galaxisok). A galaxisok körülbelül 95%-a galaxiscsoportokat alkot [ 27] . Ezekben, akárcsak a közönséges galaxisokban, feltételezik a sötét anyag jelenlétét, amely a csoport tömegének nagy részét teszi ki, 10-30%-a intergalaktikus gáz, és körülbelül 1%-a maguknak a csillagoknak a tömege [28] .

Az Univerzum legkisebb és legelterjedtebb halmaza, amely több tucat galaxist foglal magában, galaxisok csoportja . Gyakran egyetlen hatalmas elliptikus vagy spirálgalaxis uralja őket, amely az árapály-erők hatására végül elpusztítja a műholdas galaxisokat, és növeli tömegét, elnyelve azokat . Az ilyen halmazokban az Univerzum Hubble-tágulása által okozott galaxisok egymástól való recessziójának sebessége gyenge, és a véletlenszerű, sajátos sebességek dominálnak. Ezen véletlensebességek elemzéséből és a viriális tételből megállapítható az ilyen csoportok tömege [29] . Galaxisunk a Helyi Csoport egyik galaxisa, az Andromédával együtt uralja azt. A helyi csoportban több mint 40 galaxis található, amelyek átmérője körülbelül 1 megaparszek. Maga a Helyi Csoport a Szűz szuperhalmaz része , amelyben a főszerep a Szűz klaszteré , amelyben a mi Galaxisunk nem szerepel [30] .

A galaxishalmaz több száz galaxis uniója, amely egyes galaxisokat és galaxiscsoportokat is tartalmazhat. Ezen a skálán megfigyelve általában több nagyon fényes szupermasszív elliptikus galaxist lehet megkülönböztetni [31] . Az ilyen galaxisoknak közvetlenül befolyásolniuk kell a halmazszerkezet kialakulásának és kialakulásának folyamatát.

A szuperhalmaz  a galaxistársulás legnagyobb típusa, amely több ezer galaxist foglal magában [32] . Az ilyen klaszterek alakja a Markarian-lánchoz hasonló lánctól a Sloane-i nagy falhoz hasonló falakig változhat . Nagy léptékben az Univerzum izotrópnak és homogénnek tűnik [33] .

A szuperhalmazok skáláján a galaxisok szálakba sorakoznak, amelyek hatalmas ritka üregeket vesznek körül, és lapos halmazokat (falakat) alkotnak.

Folyamatok

Ütközés

Ha a galaxisok közötti távolság átlagos értéke nem több, mint egy nagyságrenddel nagyobb az átmérőjüknél , akkor a galaxisok árapály hatásai jelentőssé válnak. A galaxis minden egyes alkotóeleme eltérő körülmények között reagál ezekre a hatásokra. Ha a távolság viszonylag nagy, de két galaxis egymáshoz viszonyított repülési ideje is nagy, akkor egy nagyobb tömegű galaxis el tudja húzni a szomszédos galaxist körülvevő intergalaktikus forró gázt, ezzel megfosztva a belső tartalékokat pótló forrástól. a csillagkeletkezés során elfogyasztott csillagközi gáz mennyisége [34] .

Ha tovább csökkentjük a távolságot, akkor lehetséges, hogy a nagyobb tömegű komponens az intergalaktikus gázzal együtt a galaxis sötét glóriáját is magára húzza, gyakorlatilag sötét anyag nélkül hagyva . Ez különösen gyakran a galaxisok tömegének erős különbsége esetén fordul elő. Továbbá, ha kicsi a távolság, akárcsak a kölcsönhatási idő, akkor gázsűrűség-hullámok jelennek meg a galaxisokban, amelyek tömeges csillagkeletkezést és spirálágak megjelenését okozhatják [34] .

A kölcsönhatás korlátozó esete a galaxisok egyesülése . A modern elképzelések szerint a galaxisok sötét fényudvarjai olvadnak össze először. Ekkor a galaxisok spirálisan kezdenek közeledni egymáshoz . És csak ezután kezdenek egyesülni a csillagkomponensek, sűrűséghullámokat és csillagkeletkezési kitöréseket okozva a környező gázban.

A Hubble Orbitális Teleszkóp 2006-ban kölcsönhatásban lévő galaxisokat fényképezett, amelyek közül kettő szétszakítja a harmadikat, és gravitációjával hatnak rá (a Déli Hal csillagképben , 100 millió fényév távolságra távolították el a Földtől ) [35] .

A galaxisok ütközése nagyon gyakori jelenség az univerzumban. 21 902 galaxis elemzése (egy 2009 eleji jelentés [36] ) eredményeként kiderült, hogy szinte mindegyik találkozott más galaxisokkal a múltban. Ez is megerősíti azt a feltételezést, hogy körülbelül 2 milliárd évvel ezelőtt a Tejútrendszer ütközött egy másik galaxissal [37] .

Folyamatok aktív kernelekben

A galaktikus magok aktivitási jeleket mutatnak, ha [38] :

  1. az objektum elektromágneses sugárzási spektruma sokkal szélesebb, mint a közönséges galaxisoké, néha a rádiótól a kemény gammasugárzásig terjed ;
  2. „változékonyság” figyelhető meg - a sugárforrás „teljesítményének” változása a megfigyelési ponton (ez általában 10 perces időtartammal a röntgensugár-tartományban és 10 éves periódusban következik be az optikai és rádiós tartományban );
  3. a sugárzási spektrumnak vannak olyan jellemzői, amelyek segítségével meg lehet ítélni a forró gáz nagy sebességű mozgását;
  4. vannak látható morfológiai jellemzők, beleértve a kiugró értékeket és a "forró pontokat";
  5. a sugárzási spektrumnak és polarizációjának vannak olyan sajátosságai, amelyek alapján többek között mágneses tér jelenlétére utalhatunk.

Az aktív maggal rendelkező galaxisokat Seyfert-galaxisokra , kvazárokra , Lacertides -galaxisokra és rádiógalaxisokra osztják .

A modern elképzelések szerint a galaktikus atommagok tevékenységét a magjukban található szupermasszív fekete lyukak [39] magyarázzák , amelyekbe galaktikus gáz gyűlik fel. Az aktív maggal rendelkező galaxisok típusainak különbségét pedig a galaxissík megfigyelőhöz viszonyított dőlésszögének különbsége magyarázza [40] .

Gáz és csillagok mozgása

Mivel a csillagok egymástól távol helyezkednek el, és ütközésük valószínűsége kicsi, a csillagok mind a galaxisokban, mind a halmazokban ütközésmentes közeget alkotnak. Ezt könnyű megmutatni [41] . Két csillag ütközésének nevezzük azt az esetet, amikor két csillag a gravitációs erő hatására közeledve megváltoztatja a mozgás irányát, miközben megtartja összenergiáját. Ezután tekintsük ezt a megközelítést a csillagok tömegközéppontjához viszonyítva. A számítások egyszerűsítése érdekében feltételezzük, hogy a csillagok tömege egyenlő, és sebességük a megközelítés kezdetén (formálisan végtelenül nagy távolságban) is. Az első becslésre ez egy teljesen elfogadható közelítés. Írjuk fel a mechanikai energia megmaradásának törvényét :

,

ahol V  a csillagok aktuális sebessége (a sebességnek azonosnak kell lennie a szimmetria megfontolások miatt ), r  a csillagok távolsága, V 0  a sebesség a végtelenben az kölcsönhatás előtt, és G  a gravitációs állandó . Feltételezzük, hogy a csillagok ütközést tapasztaltak, ha közeledésük pillanatában a mozgási energia megkétszereződött. Ezután a d hatásparaméter értékét behelyettesítve a fent leírt egyenletbe, a következőt kapjuk:

.

Ekkor a testek ütközésének keresztmetszetének átmérője és ennek megfelelően a kölcsönhatási keresztmetszet területe egyenlő:

, .

Becsüljük meg a Nap közelében lévő csillagok jellemző ütközési idejét (n = 3⋅10 −56 cm −3 , a relatív sebesség pedig 20 km/s). Kapunk:

.

Az így kapott idő három nagyságrenddel hosszabb, mint az Univerzum élettartama. És még azokban a csillaghalmazokban sem javul a helyzet, ahol a csillagok koncentrációja három nagyságrenddel nagyobb. Megjegyzendő, hogy pontosabb számítást is lehetett volna készíteni, figyelembe véve az impulzusmegmaradás törvényét stb., de az eredmények hasonlóak lettek volna [41] . A közeg ütközésmentes természetéből adódóan a rendszer nem egyensúlyi állapotára és a csillagok véletlenszerű sebességeinek nem Maxwell-féle módon való eloszlására a következtetés vonható le . A létrejöttének jellemző ideje jóval hosszabb kell legyen, mint a csillag átlagos szabad útja. A valóságban azonban minden sokkal bonyolultabbnak bizonyult.

A mérések azt mutatták, hogy a csillagok – a legfiatalabbak kivételével – részben „lazított” rendszer: a csillagok véletlenszerű sebességeinek eloszlása ​​Maxwell-féle, de a különböző tengelyek mentén eltérő szórással. Sőt, ugyanabban a tértérfogatban a régi csillagok véletlenszerű sebessége szisztematikusan, bár lassulva növekszik. Így vitatható, hogy a csillagkorong idővel felmelegszik [42] .

Ez a probléma nem oldódott meg véglegesen, láthatóan továbbra is döntő szerepe van az ütközéseknek, de nem csillagokkal, hanem hatalmas gázfelhőkkel [43] .

A gravitációs lencsék jelensége

Egy hatalmas test közelében elhaladva egy fénysugár eltérül . Így egy masszív test képes egy párhuzamos fénysugarat összegyűjteni bizonyos fókuszban , és így képet alkot. Ezenkívül a forrás fényereje a szögméret változása miatt nő [44] .

1937 -ben Fritz Zwicky megjósolta a galaxisok gravitációs lencséinek lehetőségét. És bár ennek a jelenségnek a galaxisokra általánosan elfogadott modellje még nem készült, ez a hatás már most is fontossá válik a megfigyelési csillagászat szempontjából. A következőkre használják:

Jelenleg a NASA/IPAC Extragalactic Object Database (NED) [46] több mint 700 lencsés galaxist és kvazárt tartalmaz.

Távolság meghatározása gravitációs lencsékkel

Mint fentebb említettük, a gravitációs lencse egyszerre több képet készít, a képek közötti késleltetési idő az első közelítésben , ahol d  a képek közötti távolság, c  pedig a fénysebesség.

A képek közötti szögtávolság ismeretében és a geometria törvényeinek alkalmazásával kiszámíthatja a lencse távolságát. Ennek a módszernek azonban az a hátránya, hogy a lencse gravitációs potenciálja és szerkezete eleve ismeretlen. A kapcsolódó hiba jelentős lehet a pontos mérések szempontjából [47] .

Sötét anyag keresése galaxishalmazokban

F. Zwicky és S. Smith a galaxisok sebességének halmazokban való eloszlását figyelve felfedezte, hogy a viriális tételből kapott tömeg sokkal nagyobb, mint a galaxisok össztömege [48] . Feltételezték, hogy a galaxishalmazokon belül, valamint magában a galaxisban van valamiféle rejtett tömeg, amely csak gravitációs úton nyilvánul meg.

Ez megcáfolható vagy megerősíthető az egyes pontok gravitációs potenciáljának ismeretében, és az egyetemes gravitáció Newton törvénye alapján . A gravitációs potenciált a gravitációs lencse hatásának vizsgálatával találhatjuk meg. A kapott adatok alapján a tudósok két következtetést vontak le. Egyrészt a sötét anyag jelenléte megerősítést nyert. Másrészt a gáz és a sötét anyag szokatlan viselkedését fedezték fel. Korábban azt hitték, hogy a sötét anyagnak minden folyamatban magával kell húznia a gázt (ez a feltevés képezte a galaxisok hierarchikus evolúciós elméletének alapját). Azonban a MACS J0025.4-1222 -ben, amely két hatalmas galaxishalmaz ütközése, a gáz és a sötét anyag viselkedése homlokegyenest ellentétes [49] .

Távoli galaxisok keresése

A távoli galaxisok keresése a következő problémákkal jár:

  1. sokkal rosszabb a vevők érzékenysége az infravörös tartományban, ahol a kozmológiai vöröseltolódás miatt minden látható sugárzás elmozdul, egészen az L α (Lyman-alfa) vonalig és a Lyman ugrásig;
  2. a távoli galaxisok emissziója gyengül mind a kozmológiai hatások miatt, mind amiatt, hogy a fiatal galaxisok a modern elképzelések szerint a vöröseltolódás nagy egységeiben z (és ezért életük korábbi szakaszaiban) sokkal kisebbek, mint a Tejútrendszer . ) és hasonlóak a Magellán-felhőkhöz .

A gravitációs lencsék által okozott fénysugár többszörös felerősítése segít mindkét probléma megoldásában, lehetővé téve a galaxisok megfigyelését z > 7-nél. Ezen elméleti elképzelések alapján csillagászok egy csoportja megfigyeléseket végzett, aminek eredményeként az ultrajelölt objektumok listája készült. -távoli galaxisok [50] .

A távoli galaxisokat a Hubble és Spitzer teleszkópok segítségével figyelik meg [51] .

Csillagképződés

A csillagképződés egy nagy léptékű folyamat egy galaxisban, amelyben a csillagok tömegesen kezdenek kialakulni a csillagközi gázból [52] . A spirálkarok, a galaxis általános szerkezete, a csillagpopuláció, a csillagközi közeg fényessége és kémiai összetétele  ennek a folyamatnak az eredményei. A csillagkeletkezéssel lefedett terület mérete általában nem haladja meg a 100 db-ot. Vannak azonban olyan komplexek, amelyek csillagkeletkezési kitörést okoznak, úgynevezett szuperasszociációkat, amelyek mérete egy szabálytalan galaxishoz hasonlítható.

A mi és több közeli galaxisunkban lehetőség van a folyamat közvetlen megfigyelésére. Ebben az esetben a folyamatban lévő csillagkeletkezés jelei a következők [53] :

  1. az OBA spektrális osztályba tartozó csillagok és a kapcsolódó objektumok jelenléte (HII régiók, új és szupernóvák kitörése);
  2. infravörös sugárzás, mind a felhevült porból, mind maguktól a fiatal csillagoktól;
  3. a keletkező és újszülött csillagok körüli gáz- és porkorongok rádiósugárzása;
  4. Molekulavonalak Doppler-hasítása a csillagok körül forgó korongban;
  5. Ezekről a korongokról (pólusaikról) megközelítőleg 100 km/s sebességgel kilépő vékony, gyors sugarak (jetek) molekulavonalainak Doppler-hasítása;
  6. asszociációk, klaszterek és csillagkomplexumok jelenléte hatalmas csillagokkal (a tömeges csillagok szinte mindig nagy csoportokban születnek);
  7. golyócskák jelenléte.

A távolság növekedésével az objektum látszólagos szögmérete is csökken, és egy bizonyos pillanattól kezdve nem lehet látni az egyes objektumokat a galaxis belsejében. Ekkor a csillagkeletkezés kritériumai a távoli galaxisokban a következők : [52] :

  1. nagy fényerő az emissziós vonalakban, különösen H α -ban ;
  2. megnövekedett teljesítmény a spektrum ultraibolya és kék részén, amelyért közvetlenül a hatalmas csillagok sugárzása a felelős;
  3. fokozott sugárzás közel 8 µm hullámhosszon (IR tartomány);
  4. a hő- és szinkrotronsugárzás megnövekedett teljesítménye a rádiótartományban;
  5. a forró gázhoz kapcsolódó megnövekedett röntgenteljesítmény.

Általánosságban elmondható, hogy a csillagkeletkezés folyamata több szakaszra osztható: nagy (10 7 M ☉ tömegű ) gázkomplexek kialakulása, gravitációsan kötött molekulafelhők megjelenése bennük, legsűrűbb részeinek gravitációs összenyomódása előtt. a csillagok keletkezése, a gáz felmelegedése a fiatal csillagok sugárzása által, valamint az új és szupernóvák kitörése, szökési gáz.

Leggyakrabban csillagképző régiók találhatók [53] :

  • nagy galaxisok magjában,
  • a spirálkarok végein,
  • szabálytalan galaxisok perifériáján,
  • egy törpegalaxis legfényesebb részén.

A csillagképződés önszabályozó folyamat: a nagy tömegű csillagok kialakulása és rövid élettartama után erőteljes fáklyák sorozata következik be, amelyek kondenzálják és felmelegítik a gázt. A tömörítés egyrészt felgyorsítja a komplexen belüli viszonylag sűrű felhők összenyomódását, másrészt viszont a felhevült gáz elkezd elhagyni a csillagkeletkezési régiót, és minél jobban melegszik, annál gyorsabban távozik.

Evolúciós folyamatok

A galaxis evolúciója az integrált jellemzőinek időbeli változása: spektrum, szín , kémiai összetétel, sebességmező. Nem könnyű leírni egy galaxis életét: egy galaxis evolúcióját nemcsak egyes részeinek evolúciója, hanem külső környezete is befolyásolja. Röviden, a galaxis evolúcióját befolyásoló folyamatok a következő sémával ábrázolhatók [54] :

Középen a galaxison belüli egyes objektumokhoz kapcsolódó folyamatok vannak. Azokat a folyamatokat, amelyek léptéke összemérhető egy galaxis léptékével, egyrészt külső és belső, másrészt gyors (amelynek jellemző ideje a szabad tömörítés idejéhez hasonlítható) és lassú (gyakrabban kapcsolódó) folyamatokra. a csillagok keringésével a galaxis közepe körül), másrészt.

A galaxisok kis összeolvadása abban különbözik a nagytól, hogy egy nagy galaxisban azonos tömegű galaxisok vesznek részt, és egy kicsiben az egyik galaxis jelentősen meghaladja a másodikat.

Még mindig nincs egységes elmélet arról, hogy ezek a folyamatok hogyan állnak összhangban egymással, de a galaxisok kialakulásának és fejlődésének jövőbeli elmélete megmagyarázza a következő megfigyeléseket:

  • A sötét középkor végén az anyag rendkívül homogén volt. A reliktum háttér hőmérséklet - ingadozása a tér különböző részein nem haladja meg a 0,01%-ot.
  • A primordiális nukleoszintézissel előállított elsődleges elemek a hidrogén , a deutérium , a hélium , a lítium és némi berillium voltak .
  • Az elsődleges csillagkeletkezés folyamata z~7-tel, esetleg z~10-zel ért véget. Ezt egyértelműen jelzi az L α egyenes a legtávolabbi galaxis spektrumában [50] .
  • A szupermasszív elliptikus galaxisok térfogategységenkénti száma alig változott az elmúlt 8 milliárd évben [55] .
  • Az elliptikus és spirális galaxisok szerkezete dinamikusan nagyon különbözik egymástól.

Tejútrendszer

Tejútrendszerünk, amelyet egyszerűen Galaxisnak is neveznek , egy nagy, rácsos spirálgalaxis, amelynek átmérője körülbelül 30 kiloparszek (vagy 100 000 fényév) és vastagsága 1000 fényév (a kidudorodási régióban akár 3000 ) [56] . A Nap és a Naprendszer egy galaktikus korong belsejében van, amely tele van fényelnyelő porral. Ezért az égen egy csillagsávot látunk, de rongyos, tejrögökhöz hasonló. A fényelnyelés miatt a Tejútrendszert mint galaxist még nem tanulmányozták teljes körűen: a forgási görbe nem készült, a morfológiai típusa nem teljesen tisztázott, a spirálok száma ismeretlen stb. A galaxis körülbelül 3 darabot tartalmaz ⋅10 11 csillag [57] , össztömege pedig körülbelül 3⋅10 12 naptömeg.

A Tejútrendszer tanulmányozásában fontos szerepet játszanak a csillaghalmazok – viszonylag kicsi, gravitációsan kötött objektumok, amelyek több száz-százezer csillagot tartalmaznak – tanulmányozása. Gravitációs kötésük valószínűleg az eredet egységéből adódik. Ezért a csillagfejlődés elmélete alapján és a halmazcsillagok elhelyezkedésének ismeretében a Hertzsprung-Russell diagramon ki lehet számítani a halmaz korát. A klasztereket nyitott és gömb alakúra osztják .

A csillaghalmazok kis (a kozmológiai léptékekhez viszonyított) méretük miatt közvetlenül csak a Galaxisban és a legközelebbi szomszédaiban figyelhetők meg.

Egy másik típusú objektum, amely csak a Nap közelében figyelhető meg, a kettős csillagok. A kettőscsillagok jelentőségét a galaxisban előforduló különféle folyamatok tanulmányozásában az magyarázza, hogy nekik köszönhetően meg lehet határozni egy csillag tömegét, bennük lehet tanulmányozni az akkréciós folyamatokat. A Nova és az Ia típusú szupernóvák szintén a szoros kettős rendszerekben lévő csillagok kölcsönhatásának eredménye.

A galaxisok tanulmányozásának története

Galileo Galilei 1610-ben egy távcsővel felfedezte, hogy a Tejút rengeteg halvány csillagból áll. Immanuel Kant Thomas Wright munkája alapján 1755-ben megjelent értekezésében azt az elméletet fogalmazta meg, hogy a Galaxis egy hatalmas számú csillagból álló forgó test lehet, amelyeket a Naprendszerhez hasonló gravitációs erők tartanak össze, de nagyobb léptékben. A Galaxis belsejében lévő megfigyelési pontról (különösen a Naprendszerünkben) a kapott korong fényes sávként lesz látható az éjszakai égbolton. Kant azt is felvetette, hogy az éjszakai égbolton látható ködök egy része különálló galaxis lehet.

A 18. század végére Charles Messier összeállított egy katalógust , amely 109 fényes ködöt tartalmazott. A katalógus megjelenésétől 1924-ig folytatódott a vita e ködök természetéről.

William Herschel felvetette, hogy a ködök a Tejútrendszerhez hasonló távoli csillagrendszerek lehetnek. 1785 - ben megpróbálta meghatározni a Tejút alakját és méretét, valamint a Nap helyzetét benne, a "kanál" módszerével - a csillagok különböző irányú számlálásával. 1795- ben, miközben megfigyelte az NGC 1514 bolygóködöt , világosan látott a közepén egy csillagot, amelyet ködös anyag vesz körül. A valódi ködök létezése tehát kétségtelen volt, és nem kellett azt gondolni, hogy minden ködös folt távoli csillagrendszer volt [58] .

A 19. században úgy gondolták, hogy a csillagokká nem oldódó ködök bolygórendszereket alkotnak. Az NGC 1514 pedig az evolúció egy késői szakaszának példája volt, ahol a központi csillag már lecsapódott az elsődleges ködből [58] .

A 19. század közepére John Herschel , William Herschel fia további 5000 ködös tárgyat fedezett fel. Az ezekre épülő eloszlás vált a fő érvvé azzal a feltételezéssel szemben, hogy ezek távoli "sziget-univerzumok", mint a mi Tejútrendszerünk. Megállapítást nyert, hogy létezik egy „elkerülési zóna” – egy olyan régió, ahol nincsenek vagy szinte egyáltalán nincsenek ilyen ködök. Ez a zóna a Tejútrendszer síkjának közelében helyezkedett el, és a ködök és a Tejútrendszer közötti kapcsolatként értelmezték. A fény elnyelése, amely a Galaxis síkjában a legerősebb, még nem volt ismert [58] .

Miután 1845 -ben megépítette távcsövét , Lord Ross különbséget tudott tenni elliptikus és spirális ködök között. Néhány ilyen ködben képes volt azonosítani az egyes fényforrásokat.

A Galaxis mag körüli forgását Marian Kovalsky [59] jósolta meg , aki 1860-ban a kazanyi egyetem Tudományos Jegyzeteiben publikált egy cikket annak matematikai indoklásával, a kiadványt franciára is lefordították [60] .

1865 -ben William Huggins először kapta meg a köd spektrumát. Az Orion-köd emissziós vonalainak jellege egyértelműen jelezte gázösszetételét, de az Androméda-köd spektruma (Messier katalógusa szerint M31) folytonos volt, akárcsak a csillagoké. Huggins arra a következtetésre jutott, hogy az M31 ilyen típusú spektrumát a benne lévő gáz nagy sűrűsége és átlátszatlansága okozza.

1890 -ben Agnes Mary Clerke a csillagászat 19. századi fejlődéséről szóló  könyvében ezt írta: „Az a kérdés, hogy a ködök külső galaxisok-e, aligha érdemel most vitát. A kutatás előrehaladása megválaszolta. Biztosan kijelenthető, hogy a létező tényekkel szemben egyetlen hozzáértő gondolkodó sem vitatja, hogy legalább egy köd a Tejútrendszerhez hasonló méretű csillagrendszer lehet” [58] .

A 20. század elején Vesto Slifer az Androméda-köd spektrumát a központi csillag (a galaxis magjának tekintette) fényének visszaverődéseként magyarázta. Ezt a következtetést James Keeler 36 hüvelykes reflektorán készített fényképek alapján vonta le . 120 000 halvány ködöt fedeztek fel . A spektrum, ahol elérhető volt, tükröző volt. Mint ismeretes, ezek a fényvisszaverő (többnyire poros) ködök spektrumai voltak a Plejádok csillagai körül .

1910-ben George Ritchie a Mount Wilson Obszervatórium 60 hüvelykes teleszkópja segítségével képeket készített, amelyek azt mutatták, hogy a nagy ködök spirális ágai csillag alakú tárgyakkal vannak teleszórva, de sok képe elmosódott, homályos volt. Ezek lehetnek kompakt ködök és csillaghalmazok, valamint több csillagkép egyesített képei.

1912-1913-ban felfedezték a cefeidák "periódus-fényesség" függőségét .

1918 -ban Ernst Epic [61] meghatározta az Androméda-köd távolságát, és megállapította, hogy az nem lehet a Tejútrendszer része. Bár az általa kapott érték a jelenlegi érték 0,6-a volt, világossá vált, hogy a Tejútrendszer nem az egész univerzum.

1920- ban a " Nagy vita " zajlott Harlow Shapley és Geber Curtis között . A vita lényege a cefeidák és a Magellán-felhők közötti távolság mérése és a Tejútrendszer méretének becslése volt. A gombóc módszer továbbfejlesztett változatával Curtis egy kicsi (15 kiloparszek átmérőjű) lapos galaxisra következtetett, amelynek középpontja közelében a Nap. És egy rövid távolságra a Magellán-felhőktől is. Shapley a gömbhalmazok számítása alapján teljesen más képet adott - egy körülbelül 70 kiloparszek átmérőjű lapos korongot, amely a Nap távol van a központtól. A Magellán-felhők távolsága ugyanilyen nagyságú volt. A vita eredménye egy újabb független mérés szükségességére vonatkozó következtetés volt.

1924- ben egy 100 hüvelykes teleszkópon Edwin Hubble 36 cefeidát talált az Androméda-ködben , és megmérte a távolságokat, amelyek hatalmasnak bizonyultak (bár becslése háromszor kisebb volt, mint a moderné). Ez megerősítette, hogy az Androméda-köd nem része a Tejútrendszernek. A galaxisok létezése bebizonyosodott, és a "Nagy Vita" véget ért [58] .

Galaxisunk modern képe 1930-ban jelent meg, amikor Robert Julius Trumpler a Galaxis síkjában koncentrálódó nyitott csillaghalmazok eloszlásának vizsgálatával mérte a fényelnyelés hatását [62] .

1936- ban a Hubble megalkotta a galaxisok ma is használatos osztályozását, amelyet Hubble sorozatnak neveznek [63] .

1944 -ben Hendrik Van de Hulst megjósolta a csillagközi atomi hidrogén 21 cm -es rádiósugárzásának létezését, amelyet 1951 -ben fedeztek fel . Ez a sugárzás, amelyet a por nem nyelt el, lehetővé tette a Galaxis további tanulmányozását a Doppler-eltolódás miatt . Ezek a megfigyelések egy olyan modell létrehozásához vezettek, amelynek rúdja a Galaxis közepén helyezkedik el. Ezt követően a rádióteleszkópok fejlődése lehetővé tette a hidrogén nyomon követését más galaxisokban. Az 1970-es években világossá vált, hogy a galaxisok teljes látszólagos tömege (amely a csillagok tömegéből és a csillagközi gázból áll) nem magyarázza a gáz forgási sebességét. Ez vezetett a sötét anyag létezésére vonatkozó következtetéshez [48] .

Az 1940-es évek végén A. A. Kalinyak, V. I. Krasovskii és V. B. Nikonov megszerezte az első infravörös képet a Galaxis középpontjáról [59] [64] .

Az 1990-es évek elején a Hubble Űrteleszkóppal végzett új megfigyelések azt mutatták, hogy galaxisunk sötét anyaga nem állhat csak nagyon halvány és kicsi csillagokból. A Hubble Deep Field , Hubble Ultra Deep Field és Hubble Extreme Deep Field elnevezésű mélyűrfelvételeket is készített , amelyek azt mutatják, hogy univerzumunkban több százmilliárd galaxis található [6] .

A csillagászat történetében rekordnagy szögfelbontású aktív galaxis magjának képét a RadioAstron orosz űrobszervatórium készítette , amelyet 2016-ban jelentettek be. Az obszervatórium és egy tucat földi rádióteleszkóp részvételével elvégzett megfigyelések sorozatának köszönhetően a tudósoknak rekord szögfelbontást sikerült elérniük, 21 mikroszekundum ívmásodpercben. A csillagászok megfigyelésének tárgya a BL Lizards volt . Ez egy szupermasszív fekete lyuk egy galaxis közepén. Több milliárd fokos hőmérsékletű plazmakorong veszi körül. A hatalmas mágneses mezők és a magas hőmérsékletek fúvókákat - gázsugarakat - hoznak létre, amelyek hossza akár több fényév is lehet. Hipotézisek és elméleti modellezések kimutatták, hogy a fekete lyuk és az akkréciós korong forgása miatt a mágneses erővonalak spirális szerkezeteket hoznak létre, és felgyorsítják az anyagáramlást a sugarakban. Mindezt a Radioastrona orbitális teleszkóp [65] képeinek segítségével sikerült megnéznünk .

Lásd még

Jegyzetek

  1. ↑ Dvoretsky ókori görög-orosz szótára: "γᾰλαξίας" . Letöltve: 2022. június 18. Az eredetiből archiválva : 2019. november 23.
  2. ↑ Sparke LS, Gallagher III JS [1] = Galaxisok az Univerzumban: Bevezetés. - 2. - Cambridge University Press, 2007. - 442 p. — ISBN 0521671868 .  (Hozzáférés: 2011. november 30.)
  3. ↑ Zasov és Postnov, 2006 , p. 290.
  4. ↑ Kononovics E.V., Moroz V.I. 11.1. Galaxisunkhoz tartozó objektumok // A csillagászat általános kurzusa / VV Ivanov. - 2. - M. : Szerkesztői URSS, 2004. - S. 433. - 544 p. - 3000 példányban.  — ISBN 5-354-00866-2 .  (Hozzáférés: 2011. november 30.)
  5. ↑ Szabad szemmel látható galaxisok az északi szélességi körökön . Hypernova.ru (1997. október). Letöltve: 2017. december 12. Az eredetiből archiválva : 2017. december 12..
  6. ↑ 12 Mackie , Glen. Látni az Univerzumot Taranaki homokszemében . Swinburne Egyetem (2002. február 1.). Letöltve: 2006. december 20. Az eredetiből archiválva : 2011. augusztus 11..
  7. ↑ Kristina Ulasovics. A csillagászok "tízszeresére növelték" a megfigyelhető galaxisok számát . N+1 (2017. január 17.). Letöltve: 2021. január 29. Az eredetiből archiválva : 2021. február 3..
  8. ↑ A galaxisok számát az Univerzumban két billióról százmilliárdra "csökkentették" , National Geographic Russia  (2021. január 14.). Archiválva az eredetiből 2021. január 27-én. Letöltve: 2021. január 29.
  9. ↑ 1 2 Zasov és Postnov, 2006 , p. 299.
  10. ↑ Clarke, T.E.; Blanton, Elizabeth L.; Sarazin, Craig L. Az A2029 komplex hűtési magja: Rádió és röntgen  kölcsönhatások . - 2004. - 20. évf. 616 , iss. 1 . - P. 178-191 . - doi : 10.1086/424911 . - Iránykód .  (nem elérhető link)
  11. ↑ Törpe születése: Sötétség nélküli galaxis . Popular Mechanics (2009. március 11.). Letöltve: 2009. július 26. Az eredetiből archiválva : 2009. június 1.
  12. ↑ Suchkov L. A. Galaxy . Asztronet . Asztronet .
  13. ↑ 1 2 Igor Drozdovsky. A galaxisok távolságának meghatározására szolgáló módszerek . Letöltve: 2009. szeptember 21. Az eredetiből archiválva : 2011. augusztus 11..
  14. ↑ 1 2 Zasov és Postnov, 2006 , p. 295-296.
  15. ↑ Zasov és Postnov, 2006 , p. 312-317.
  16. ↑ A. Evglevsky. A csillagászok azt találták, hogy minden galaxis egy fordulatot hajt végre egy időben | Meztelen Tudomány . Meztelen Tudomány . naked-science.ru (2018. március 14.). Letöltve: 2018. március 16. Az eredetiből archiválva : 2018. március 16.
  17. ↑ Nemzetközi Rádiócsillagászati ​​Kutatóközpont . A csillagászok felfedezték, hogy a galaxisok úgy forognak, mint az óramű , PHYS.org  (2018. március 13.). Az eredetiből archiválva : 2018. március 15. Letöltve: 2018. március 16.
  18. ↑ Zasov és Postnov, 2006 , p. 298.
  19. ↑ Zasov és Postnov, 2006 , p. 318-335.
  20. ↑ Zasov és Postnov, 2006 , p. 344-345.
  21. ↑ Zasov és Postnov, 2006 , p. 297.
  22. ↑ A. V. Zasov, K. A. Postnov. Galaxisok és galaxishalmazok // Általános asztrofizika . - Fryazino: Century 2, 2006. - S.  323 . — ISBN 5-85099-169-7 .
  23. ↑ V. P. Reshetnyikov. Ezek a furcsa galaxisok sarki gyűrűkkel (hozzáférhetetlen kapcsolat) . Letöltve: 2009. szeptember 18. Az eredetiből archiválva : 2011. augusztus 18.. 
  24. ↑ R. Fux. A Tejútrendszer 3D-s önkonzisztens, N-testű, rácsos modelljei: II. Gázdinamika  . _ arXiv.org (1999. március 10.). Letöltve: 2009. július 26. Az eredetiből archiválva : 2017. január 8..
  25. ↑ A. V. Zasov, K. A. Postnov. Galaxisok és galaxishalmazok // Általános asztrofizika . - Fryazino: Century 2, 2006. - S.  301 -302. — ISBN 5-85099-169-7 .
  26. ↑ Phillipps, S.; Drinkwater, MJ; Gregg, M. D.; Jones, JB Ultrakompakt törpegalaxisok a Fornax-halmazban  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2001. - Vol. 560 , sz. 1 . - P. 201-206 . - doi : 10.1086/322517 .  (Angol)
  27. ↑ McKee, Maggie. A galaktikus magányosok több csillagot termelnek . New Scientist (2005. június 7.). Letöltve: 2009. augusztus 4. Az eredetiből archiválva : 2011. augusztus 11..
  28. ↑ Ricker, Paul. Amikor a galaxishalmazok ütköznek . San Diego Szuperszámítógép Központ. Letöltve: 2009. augusztus 4. Az eredetiből archiválva : 2011. augusztus 11..
  29. ↑ A. V. Zasov, K. A. Postnov. Galaxisok és galaxishalmazok // Általános asztrofizika . - Fryazino: Century 2, 2006. - S.  335 . — ISBN 5-85099-169-7 .
  30. ↑ A. V. Zasov, K. A. Postnov. Galaxisok és galaxishalmazok // Általános asztrofizika . - Fryazino: Century 2, 2006. - S.  385 . — ISBN 5-85099-169-7 .
  31. ↑ Dubinski, John. A legfényesebb halmazgalaxisok eredete  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1998. - Vol. 502 , sz. 2 . - 141-149 . o . - doi : 10.1086/305901 .  (Angol)
  32. ↑ Bahcall, Neta A. A galaxishalmazok által jelzett nagyméretű szerkezet az univerzumban  //  Annual review of astronomy and astrophysics : Journal. - 1988. - 1. évf. 26 . - P. 631-686 . - doi : 10.1146/annurev.aa.26.090188.003215 .  (Angol)
  33. ↑ A. V. Zasov, K. A. Postnov. Galaxisok és galaxishalmazok // Általános asztrofizika . - Fryazino: Century 2, 2006. - S.  401 . — ISBN 5-85099-169-7 .
  34. ↑ 1 2 Mihos, Chris. Klasztergalaxisok kölcsönhatásai és egyesülései (2003. január 5.). Letöltve: 2017. szeptember 29. Az eredetiből archiválva : 2011. augusztus 11..
  35. ↑ Hubble lefényképezi a galaktikus kötélhúzást . Lenta.ru (2009. március 4.). Letöltve: 2009. július 26. Az eredetiből archiválva : 2009. március 5..
  36. ↑ Szinte minden galaxis ütközött szomszédaival a múltban . Lenta.ru (2009. január 5.). Letöltve: 2009. július 26. Az eredetiből archiválva : 2013. április 20..
  37. ↑ A csillagászok egy másik galaxisba tolják a Tejútrendszert . Lenta.ru (2009. február 23.). Hozzáférés dátuma: 2009. július 26. Az eredetiből archiválva : 2009. április 27.
  38. ↑ S. B. Popov (GAISh). Aktív galaktikus magok (nem elérhető link) . Nature Web.ru tudományos hálózat (2000. december 9.). Hozzáférés dátuma: 2009. július 26. Az eredetiből archiválva : 2008. március 20. 
  39. ↑ 2006-os adatok.
  40. ↑ Antonucci, R. Egységes modellek aktív galaktikus atommagokhoz és kvazárokhoz  //  Annual Reviews in Astronomy and Astrophysics : folyóirat. - 1993. - 1. évf. 31 , sz. 1 . - P. 473-521 . - doi : 10.1146/annurev.aa.31.090193.002353 .  (Angol)
  41. ↑ 1 2 A. V. Zasov, K. A. Postnov. Galaxisok és galaxishalmazok // Általános asztrofizika . - Fryazino: Century 2, 2006. - S.  305 -307. — ISBN 5-85099-169-7 .
  42. ↑ A. V. Zasov, K. A. Postnov. Galaxisok és galaxishalmazok // Általános asztrofizika . - Fryazino: Century 2, 2006. - S.  308 . — ISBN 5-85099-169-7 .
  43. ↑ A. V. Zasov, K. A. Postnov. Galaxisok és galaxishalmazok // Általános asztrofizika . - Fryazino: Century 2, 2006. - S.  309 . — ISBN 5-85099-169-7 .
  44. ↑ Zakharov A.F. Gravitációs lencsék és mikrolencsék. - Janus-K, 1997. - 328 p. - ISBN 5-88929-037-1 .
  45. ↑ Vakif K. Onemli. Gravitációs lencsék a Dark Matter Caustics  által . arXiv.org (2004. január 1.). Letöltve: 2009. szeptember 1. Az eredetiből archiválva : 2017. november 24..
  46. ↑ NASA/ IPAC Extragalaktikus Adatbázis  . IPAC. Letöltve: 2009. július 26. Az eredetiből archiválva : 2011. augusztus 11..
  47. ↑ V. Zharov, M. Sazhin. Gravitációs lencsék a csillagászatban . Letöltve: 2009. október 1. Az eredetiből archiválva : 2011. november 18..
  48. ↑ 1 2 A sötét anyag meséje . Asztronet . Letöltve: 2009. augusztus 14. Az eredetiből archiválva : 2010. december 6..
  49. ↑ A sötét anyag tulajdonságainak feltárása a MACSJ0025.4-1222 egyesülő klaszterben . Letöltve: 2020. június 25. Az eredetiből archiválva : 2020. április 15.
  50. ↑ 1 2 D. Schaerer, R. Pello, E. Egami, A. Hempel, J. Richard, J.-F. Le Borgne, J.-P. Kneib, M. Wise, F. Boone, F. Combes. Hírek a gravitációs lencsehalmazok mögött talált z~6-10 galaxisjelöltről . Galaxy Evolution Across the Hubble Time (2007. január 8.). doi : 10.1017/S1743921306010520 . Hozzáférés időpontja: 2018. április 6.
  51. ↑ Dan Coe. Vissza az időben // A tudomány világában . - 2019. - 1/2 sz . - S. 64-73 .
  52. ↑ 1 2 A. V. Zasov, K. A. Postnov. Galaxisok és galaxishalmazok // Általános asztrofizika . - Fryazino: Century 2, 2006. - S.  356 -359. — ISBN 5-85099-169-7 .
  53. ↑ 1 2 Yu. A. Nasimovich. Csillagok / Hogyan születnek a csillagok (elérhetetlen link) . Asztronet . Letöltve: 2009. szeptember 30. Az eredetiből archiválva : 2011. december 17.. 
  54. ↑ John Kormendy, Kennicutt, Robert C., Jr. A szekuláris evolúció és az áldudorok kialakulása a koronggalaxisokban . Annual Review of Astronomy and Astrophysics (2005. június 7.). doi : 10.1146/annurev.astro.42.053102.134024 . Letöltve: 2009. július 31. Az eredetiből archiválva : 2011. augusztus 11..
  55. ↑ Ignacio Ferreras, Thorsten Lisker, Anna Pasquali, Sadegh Khochfar, Sugata Kaviraj. A tömeges galaxisok kialakulásáról: A számsűrűség, a méret és a belső színevolúció egyidejű vizsgálata az  ÁRUK -ban . MNRAS (2009. január 7.). Letöltve: 2009. szeptember 1. Az eredetiből archiválva : 2022. január 23.
  56. ↑ Thanu Padmanabhan. Az első három perc után: univerzumunk története . - Cambridge University Press , 1998. - P. 87. - 215 p. — ISBN 0-521-62039-2 .
  57. ↑ Frommert, H.; Kronberg, C. A Tejút-galaxis . SEDS (2005. augusztus 25.). Letöltve: 2007. május 9. Az eredetiből archiválva : 2011. augusztus 11..
  58. ↑ 1 2 3 4 5 Yu. N. Efremov. Hubble állandó . Asztronet . Letöltve: 2009. július 31. Az eredetiből archiválva : 2010. december 26..
  59. ↑ 1 2 Csevics V.P. 80. § A Tejútrendszer és a Galaxis szerkezete // Mit és hogyan figyeljünk meg az égen . - 4. kiadás — M .: Nauka , 1973. — 384 p.
  60. ↑ Kowalski M. A. Sur les lois du mouvement propre des étoiles du catalog de Bradley  // Recherches astronomiques de l'Observatoire de Kasan. nem. 1. – Kazany: Imprimerie de l`Université, 1859.
  61. ↑ Astrophysical Journal, 55, 406-410 (1922)
  62. ↑ G. Kolchinsky, A. A. Korsun, M. R. Rodriguez. Trumpler Robert Julius // Csillagászok . - 2. kiadás - Kijev: Naukova Dumka, 1977.
  63. ↑ Hubble, EP A Ködök birodalma. – New Haven: Yale University Press, 1936.
  64. ↑ A. A. Kalinyak, V. I. Krasovsky, V. B. Nikonov. A galaktikus központ régiójának megfigyelése infravörös sugarakban // A Szovjetunió Tudományos Akadémiájának jelentései . - 1949. - T. 66 , sz. 1 .
  65. ↑ TASS: Tudomány – A RadioAstron megkapta a legrészletesebb képeket a Gyík csillagképben lévő fekete lyukról . Letöltve: 2020. június 25. Az eredetiből archiválva : 2018. augusztus 13.

Irodalom

  • Zasov A. V., Postnov K. A. Általános asztrofizika. - Fryazino: Vek 2, 2006. - 496 p. - 3000 példányban.  - ISBN 5-85099-169-7 , UDC 52, BBC 22.6.  (Hozzáférés: 2012. január 27.)
  • Yu. N. Efremov. Hubble állandó . Asztronet . Letöltve: 2009. július 31.
  • James Binney. Galaktikus csillagászat. – Princeton University Press, 1998.
  • Terence Dickinson. Az Univerzum és azon túl . - Negyedik kiadás. — Firefly Books Ltd., 2004.
  • Marochnik, L. S.; Suchkov, A.A. Galaxy. - Moszkva: Nauka, 1984. - 392 p.

Linkek

  Ugrás a Wikidata elemre  Szótárak és enciklopédiák